تبلیغات
کردوان سفلی - تولد تا مرگ ستارگان
کردوان سفلی

ستاره یك توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست كه مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشكال انرژی را تولید می كند. خورشید نیز یك ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمك زدن به نظر می آیند.

ستاره یك توپ عظیم الجثه درخشان در فضاست كه مقادیر بسیار زیادی نور و دیگر اشكال انرژی را تولید می كند. خورشید نیز یك ستاره است و نور و گرمای زمین را تامین می نماید. ستارگان در پهنه آسمان مانند نقاطی نورانی در حال چشمك زدن به نظر می آیند. البته به جز خورشید كه به دلیل فاصله كم با زمین به شكل یك توپ دیده می شود.


خورشید و اغلب ستارگان دیگر از گاز و ماده ای گاز مانند و بسیار داغ به نام پلاسما تشكیل شده اند. با اینحال برخی از ستارگان نیز كه كوتوله های سفید و ستاره های نوترونی نامیده می شوند تركیبی از بسته های محكم اتمی یا ذرات تشكیل دهنده اتم می باشند. این گونه ستارگان از هر چیزی كه در زمین یافت می شود، چگالتر و متراكمترند.
ستاره ها در ابعاد گوناگونی وجود دارند. شعاع خورشید 695.500 كیلومتر است. ستاره شناسان خورشید را جزء ستارگان كوچك می دانند چرا كه دیگر انواع ستارگان بسیار از خورشید ما بزرگترند. شعاع گونه ای از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول می گویند، 1000برابر شعاع خورشید است. كوچكترین نوع ستارگان، ستارگان نوترونی هستند كه شعاع برخی از آنها تنها 10 كیلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه های دوتایی هستند. دوتایی یك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور یكدیگر در چرخشند. خورشید جزء این ستارگان نیست اما نزدیكترین ستاره به خورشید كه پروكسیما سنتوری (قنطورس) نام دارد جزء یك مجموعه چند ستاره ایست كه آلفا سنتوری A و آلفا سنتوری B شامل آن می شوند. فاصله خورشید تا پروكسیما بیش از 40 تریلیون كیلومتر معادل 2/4 سال نوریست.
ستاره ها در گروههایی به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهایی را در فاصله 12 بیلیون تا 16 بیلیون سال نوری نشان داده اند. خورشید در كهكشان راه شیری قرار گرفته است و یكی از 100 بیلیون ستاره ایست كه در آن می باشد. در جهان بیش از 100 بیلیون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره های هر كدام به طور متوسط 100 بیلیون می باشد. بنابراین بیش از 10 بیلیون تریلیون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبی با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنیم، البته بدون كمك تلسكوپ یا دوربین دو چشمی، تنها 3000 ستاره خواهیم دید.
ستارگان نیز مانند ما انسانها دوره حیات دارند. آنها متولد می شوند، دورانی را سپری می كنند و در نهایت می میرند. خورشید حدود 6/4 بیلیون سال پیش متولد شد و تا بیش از 5 بیلیون سال دیگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن می كند تا اینكه به یك غول سرخ تبدیل شود. در اواخر عمر خود، لایه های بیرونی خود را از دست می دهد و هسته باقیمانده كه كوتوله سفید خوانده می شود، تدریجا نور خود را از دست خواهد داد تا اینكه به یك كوتوله سیاه تبدیل گردد.
ستاره های دیگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپری خواهند كرد. برخی از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمی گذارند. به جای آن مستقیما وارد مرحله كوتوله سفید و سپس كوتوله سیاه می شوند. درصد كمی از ستارگان نیز در پایان عمر خود دچار یك انفجار مهیب به نام ابر نواختر می شوند.

ستارگان در شب

اگر شما شبی به آسمان نگاه كنید متوجه خواهید شد كه به نظر می رسد درخشش آنها كم و زیاد می شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك می زنند. حركتی بسیار آهسته نیز در ستارگان آسمان دیده می شود. اگر مكان چندین ستاره را در مدت چند ساعت دقیقا بررسی كنید مشاهده خواهید كرد كه همه ستارگان به آرامی به دور یك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.
چشمك زدن ستارگان و كم و زیاد شدن درخشش آنها به دلیل حركت جو زمین است. نور ستارگان به صورت پرتوهای مستقیم وارد جو می شوند. حركت هوا دائما مسیر پرتوهای نور را تغییر می دهد.

درخشش ستارگان

میزان درخشندگی ستارگانی كه نور آنها به ما می رسد به دو عامل بستگی دارد. یك، درخشش واقعی ستاره كه در اصل مقدار انرژی نورانیست كه از آن متساطع می شود. دو، فاصله ستاره از زمین. یك ستاره نزدیك كه كم نور است می تواند بسیار درخشانتر از یك ستاره دور دست اما بسیار درخشان به نظر آید. برای مثال، آلفا سنتوری A بسیار نورانیتر از ستاره ریگل (رجل الجبار) دیده می شود. این در حالیست كه آلفا سنتوری A تنها 100.000/1 ریگل انرژی نورانی تولید می كند در عوض فاصله آن از زمین تنها 325/1 فاصله ریگل از زمین است.

طلوع و غروب ستارگان

وقتی از نیمكره شمالی زمین به آسمان نگاه می كنیم، ستارگان به دور نقطه ای كه به آن قطب شمال سماوی می گوئیم بر خلاف جهت عقربه های ساعت در چرخشند. چنانچه در نیمكره جنوبی زمین باشیم و با آسمان نظر اندازیم، ستارگان هم جهت با عقربه های ساعت و به دور نقطه ای كه به آن قطب جنوب سماوی می گوئیم، حركت می كنند. در طی روز، خورشید نیز بر فراز آسمان، همجهت و همسرعت با دیگر ستارگان در گردش است. اما واقعیت این است كه حركتهایی كه ما شاهد هستیم بر اثر جابجایی واقعی ستارگان روی نمی دهد، بلكه همه آنها به دلیل حركت غرب به شرق زمین حول محور خود اینچنین به نظر می آیند. برای ناظری كه بر روی زمین ایستاده، زمین ثابت و خورشید و دیگر ستارگان در حال حركت گردشی به نظر می رسند.

اسامی ستارگان

اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصی بر اساس الگوهایی شبیه به چیزهایی نظیر پیكر انسان، حیوانات و یا اشیاء شناخته شده، در كنار یكدیگر قرار می گیرند. بعضی از این الگوها، كه به آنها صور فلكی می گوئیم، یادآور شخصیتهایی اسطوره ای هستند. برای مثال، صورت فلكی اریون (شكارچی) به یاد یك قهرمان اسطوره ای یونانی نامگذاری شده است.
امروزه ستاره شناسان از این اسامی باستانی برای نامگذاری علمی ستارگان استفاده می كنند. اتحادیه بین المللی نجوم (IAU)، مجری نامگذاری اجرام سماوی، به طور رسمی 88 صورت فلكی را شناسایی كرده است (جدول شماره 1). این صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بیشتر موارد، برای نامگذاری درخشانترین ستاره در هر صورت فلكی از حرف آلفا (نخستین حرف در الفبای یونانی) در قسمتی از نام علمی آن استفاده می شود. برای نمونه، نام علمی ستاره وگا، درخشانترین ستاره در صورت فلكی لیرا، آلفای لیرا است.
حرف بتا به دومین ستاره درخشان در هر صورت فلكی اختصاص دارد و گاما برای سومین ستاره درخشان صور فلكی به كار می رود. به همین شكل در نامگذاری 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكی از 24 حرف زبان یونانی (جدول شماره 2) استفاده می شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته می شوند.
به دلیل طولانی شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سیستم جدیدی برای نامگذاری ستارگانی كه كشف می شوند، استفاده می كند. اغلب اسامی جدید تشكیل شده از حروف اختصاری به همراه گروهی از نشانه ها می باشند. حروف اختصاری، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتی درباره ستاره بیان می كند. برای مثال، ستاره PSR J1302-6350 یك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاری PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بیانگر موقعیت و مكان این ستاره (بعد و میل آن) در آسمان می باشند. حرف J مبین آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گیری J2000 اعلام شده است.

 

مشخصات ستارگان

هر ستاره دارای پنج مشخصه بارز است. 1) درخشندگی، كه ستاره شناسان آن را در واحدی به نام قدر می سنجند. 2) رنگ. 3) دمای سطح. 4) اندازه ستاره. 5) جرم. همه این مشخصات به طور پیچیده ای با هم در ارتباطند. رنگ ستاره بیانگر دمای سطح است و درخشندگی آن به دمای سطح و اندازه وابسته است. جرم ستاره مشخص می كند كه ستاره ای با اندازه مشخص چقدر می تواند انرژی تولید كند بنابراین بر دمای سطح تاثیر گذار است. برای اینكه این ارتباطات ساده تر قابل فهم باشند، ستاره شناسان از نموداری به نام هرتزپرانگ-راسل (H-R) استفاده می كنند. این نمودار به یاد ستاره شناس دانماركی هرتزپرانگ (Hertzsprung) و هنری نوریس راسل (Henry Norris Russell) از ایالات متحده كه به طور جداگانه كار می كردند و در سال 1910 آن را ابداع كردند، نامگذاری شد. این نمودار همچنین می تواند به ستاره شناسان در فهم و توضیح چرخه زندگی ستارگان كمك كند.

قدر و تابندگی ستاره

قدر ستاره یك سیستم شماره گذاری برای تعیین میزان درخشندگی ستارگان است و توسط ستاره شناس یونانی، هیپاركوس، در سال 125 قبل از میلاد ابداع شد. هیپاركوس گروهی از ستارگان را بر اساس میزان درخشندگی آنها كه از زمین به چشم می خورد، شماره گذاری كرد. او شماره 1 را به درخشانترین ستارگان اختصاص داد. شماره 2 از آن ستارگان با درخشندگی كمتر از ستارگان قدر 1 شد. و به همین ترتیب به قدر 6 رسید كه آنها كم نورترین ستارگان آسمان بودند.
امروزه ستاره شناسان به درخشش ستارگان كه از زمین رویت می شود، قدر ظاهری می گویند. آنها سیستم هیپاركوس را توسعه دادند تا بتوانند درخشندگی واقعی ستارگان، چیزی كه قدر مطلق ستاره نامیده می شود، را نیز با آن بیان كنند. بر اساس دلایل فنی، قدر مطلق یك ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، برای ناظری كه در فاصله 6/32 سال نوری از ستاره قرار دارد.
ستاره شناسان همچنین سیستم اندازه گذاری قدر را برای ستارگان پرنورتر از قدر 1 و ستارگان كم نورتر از قدر 6، توسعه دادند. ستاره ای كه از ستارگان قدر 1 پرنورتر است، قدر آن كمتر از 1 می باشد. برای مثال، قدر ظاهری ستاره ریگل (رجل الجبار) 12/0 است. قدر ستارگان بسیار نورانیتر، از صفر نیز كمتر می باشد و شامل اعداد منفی می شود. درخشانترین ستاره آسمان سیریوس (شباهنگ) است و قدر ظاهری آن 46/1- است. قدر مطلق ستاره ریگل 1/8- است. بر اساس شناختی كه ستاره شناسان تا كنون از ستارگان به دست آورده اند، هیچ ستاره ای نمی تواند دارای قدر مطلق درخشانتر از 8- باشد. از طرف دیگر، كم نور ترین ستارگانی كه تاكنون با تلسكوپ رصد شده اند، قدر ظاهری معادل 28 دارند. بر اساس تئوری قدر مطلق هیچ ستاره ای نمی تواند كمتر از 16 باشد.
تابندگی یك ستاره برابر است با مقدار انرژی كه ستاره منتشر می كند. اصطلاحا به این مقدار انتشار، قدرت ستاره می گویند. دانشمندان عموما قدرت ستاره را با واحد وات اندازه گیری می كنند. برای مثال قدرت خورشید 400 تریلیون تریلیون وات است. اما ستاره شناسان قدرت ستاره را با وات نمی سنجند. در عوض آنها میزان تابندگی را بر اساس میزان تابندگی خورشید اندازه گیری می كنند. برای نمونه آنها می گویند كه تابندگی آلفای سنتوری (قنطورس) 3/1 برابر تابندگی خورشید و تابندگی ریگل حدودا 150.000 برابر تابندگی خورشید است.
تابندگی به روش ساده ای با قدر مطلق ستاره در ارتباط است. 5 واحد اختلاف در دستگاه قدر مطلق ستاره برابر است با یك فاكتور از 100 در دستگاه تابندگی. بنابراین ستاره ای با قدر مطلق 2، نسبت به ستاره ای باقدر مطلق 7، 100 بار تابناكتر است. ستاره ای با قدر مطلق 3- ، 100 بار از ستاره ای با قدر مطلق 2 و 10.000 بار از ستاره ای با قدر مطلق 7 تابناكتر است.

رنگ و دما

اگر شما با دقت به آسمان نگاه كنید، حتی بدون تلسكوپ یا دوربین دو چشمی، خواهید دید كه رنگ ستارگان یا تقریبا قرمز، یا تقریبا زرد و یا تقریبا آبیست. برای مثال، ستاره بیتلجوز (Betelgeuse) در صورت فلكی شكارچی یا جبار، قرمز رنگ به نظر می رسد. ستاره پولوكس (Pollux)، مانند خورشید، زرد رنگ است و ستاره ریگل، تقریبا آبی به نظر می آید.
رنگ یك ستاره به دمای سطحی آن بستگی دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحد اندازه گیری كلوین (kelvin) با علامت اختصاری K می سنجند. واحد كلوین از 15/273- درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای صفر كلوین برابر است با 15/273- درجه سانتیگراد و دمای صفر درجه سانتیگراد برابر است با 15/273 كلوین.
دمای سطحی ستارگان قرمز تیره تقریبا 2500K می باشد. دمای سطحی ستارگان قرمز روشن، حدود 3500K است. دمای سطحی خورشید و دیگر ستارگان زرد رنگ در حدود 5500K است. و در آخر دمای سطحی ستارگان آبی رنگ بین 10.000K تا 50.000K می باشد.
گرچه ستارگان با چشم غیر مسلح، تك رنگ به نظر می آیند اما در واقع آنها طیفی از رنگها را منتشر می نمایند. شما می توانید به كمك یك منشور مشاهده كنید كه نور خورشید، به عنوان یك ستاره زرد، از رنگهای بسیاری تشكیل شده است. طیف مرئی شامل همه رنگهای رنگین كمان می باشد. این رنگها از قرمز (كه توسط ضعیفترین فوتونها ایجاد می شود) تا بنفش (كه توسط قویترین فوتونها ایجاد می شود) هستند.
نور مرئی یكی از شش پرتوی طبقه بندی شده در رده پرتوهای الكترومغناطیس است. این پرتوها از كم انرژی ترین آنها به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی (مایكروویو یا موج ریز، پرتوهای رادیویی با فركانس بالا هستند كه در اغلب موارد در گروهی جدا پس از امواج رادیویی مورد مطالعه قرار می گیرند اما در این مقاله آنها در گروه امواج رادیویی نام برده می شوند.م.)، پرتوهای فروسرخ، نور مرئی، پرتوهای فرابنفش، اشعه ایكس ری و پرتوی گاما. همه این شش گروه از امواج توسط ستارگان منتشر می شوند، البته بعضی از ستارگان همه شش پرتوی مذكور را متساطع نمی نمایند. تركیبی از همه این شش گروه را طیف الكترومغناطیس می نامند.

ابعاد

ستاره شناسان شعاع ستارگان را بر اساس شعاع خورشید می سنجند. آلفا سنتوری A شعاعی معادل 1/5 برابر شعاع خورشید دارد و تقریبا با آن هم اندازه است. شعاع ستاره ریگل بیش از 78 برابر شعاع خورشید است و شعاع ستاره آنتارس 776 برابر شعاع خورشید می باشد.
ابعاد و دمای سطح ستاره، درخشندگی آن را معین می كند. دو ستاره را در نظر بگیرید كه دمای سطح یكسان دارند اما شعاع ستاره اول دو برابر شعاع ستاره دوم است. در این شرایط، ستاره اول چهار برابر ستاره دوم درخشش دارد. بر اساس گفته دانشمندان، درخشش ستاره متناسب با مربع شعاع آن است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با دمای سطح یكسان را مقایسه كنید، نخست، باید شعاع ستاره بزرگتر را تقسیم بر شعاع ستاره كوچكتر نمائید و سپس مربع عدد حاصل را به دست آورید (حاصل تقسیم به توان 2).
حال دو ستاره را با شعاع برابر ولی دمای سطح (بر حسب كلوین) متفاوت تجسم كنید. اگر ستاره اول دو برابر ستاره دوم گرم باشد، درخشش آن 16 برابر ستاره دوم خواهد بود. درخشش ستاره متناسب با دمای آن به توان 4 است. اگر بخواهید درخشش دو ستاره با ابعاد برابر را كه دمای مختلف دارند مقایسه كنید، دمای ستاره گرمتر را بر دمای ستاره سردتر تقسیم كرده و حاصل این تقسیم را به توان 4 برسانید.

جرم

ستاره شناسان جرم ستارگان را نیز بر اساس جرم خورشید اندازه گیری می كنند. برای مثال آلفا سنتوری A جرمی معادل 08/1 جرم خورشید دارد، جرم ریگل 5/3 برابر جرم خورشید است. جرم خورشید معادل دو میلیون میلیون میلیون میلیون میلیون كیلوگرم یعنی 2 به همراه سی عدد صفر است. ستارگان با جرم برابر، لزوما دارای ابعاد برابر نیستند. در واقع چگالی ستارگان نسبت به هم متفاوت است. برای نمونه، میانگین چگالی خورشید 1400 كیلوگرم در هر متر مكعب است، یعنی تقریبا 140 درصد چگالی آب. شباهنگ B جرمی حدودا معادل جرم خورشید دارد اما چگالی آن 90.000 برابر چگالی خورشید است.

طبقه بندی درخشندگی

نقاطی كه در بالای نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان نورانی و نقاط پائین نمودار نشانگر ستارگان كم نور می باشند. در سال 1930 ستاره شناس آمریكایی ویلیام مورگان (William W. Morgan) و فیلیپ كینان (Philip C. Keenan) چیزی را بداع كردند كه سیستم طبقه بندی درخشش MK نام گرفت. ستاره شناسان در سال 1978 این سیستم را اصلاح كرده و گسترش دادند. در این سیستم، اعداد كوچك به بزرگترین و درخشان ترین رده ها اطلاق می گردد. رده های MK عبارتند از: la ، ابرغولهای درخشان؛ lb ، ابر غولها؛ ll ، غولهای درخشان؛ lll، غولها؛ lV، غولهای كوچك و V، ستارگان رشته اصلی یا كوتوله ها.

رده های طیفی

نقاطی كه در سمت چپ نمودار H-R قرار دارند نشانگر ستارگان داغ و برعكس نقاط سمت راست نمودار نشانگر ستارگان سرد می باشند. در سیستم MK هشت رده طیفی وجود دارد كه هر كدام بیانگر میزان مشخصی از دمای سطحی ستاره می باشند. این طبقه بندی از داغترین به سردترین ستارگان به ترتیب عبارتند از: L, M, K, G, F, A, B, O. هر رده طیفی به نوبه خود از ده نوع طیفی تشكیل می شود كه این ده نوع با اعداد مشخص می گردند. شماره مربوط به داغترین ستاره در هر رده عدد صفر و شماره سردترین ستاره عدد نه است.
بنابر آنچه گفته شد علائم سیستم MK تركیبی از حروف برای بیان درخشندگی و اعداد برای بیان طیف هر ستاره می باشد. برای مثال نام خورشید در این سیستم G2V است. نام آلفا سنتوری نیز G2V می باشد و نام ستاره ریگل B8la است.

گدازش ستارگان

انرژی مهیب ستارگان در فرایندی به نام گدازش هسته ای ایجاد می شود. این فرایند زمانی آغاز می شود كه دمای هسته ستاره در حال شكل گیری به 1 میلیون K برسد. یك ستاره از دل یك ابر بسیار بزرگ كه به آرامی در چرخش است و تقریبا به طور كامل از عناصر شیمیایی هیدروژن و هلیوم تشكیل شده است، به دنیا می آید. این ابر همچنین ممكن است حاوی اتمهای دیگر عناصر و غباری از ذرات میكروسكوپی باشد.
به اقتضای نیروی گرانش، این ابر شروع به منقبض شدن می كند و در نتیجه كوچكتر می شود. با جمع شدن ابر، سرعت چرخش آن بیشتر می شود درست همانطور كه سرعت یك اسكیت باز كه بر روی یخ به دور خود در حال چرخیدن است، با جمع كردن بازوانش بیشتر و برعكس با باز كردن بازوان كمتر می شود. لایه های خارجی ابر یك دیسك چرخان را ایجاد می كنند. لایه های داخلی به شكل یك توده كروی كه همچنان در حال انقباض است تبدیل می شوند.
ماده در حال انقباض گرمتر می شود و فشار آن نیز بیشتر می گردد. این فشار تمایل زیادی به خنثی كردن نیروی گرانشی كه عامل انقباض است، دارد. در نهایت، سرعت انقباض بسیار كاهش پیدا می كند. در قسمت داخلی توده در این هنگام جنین ستاره یا پیش ستاره به وجود می آید. پیش ستاره یك جرم توپی است كه نه دیگر ابر است و نه هنوز ستاره شده است. پیرامون پیش ستاره پوسته ای از گاز و غبار است كه لایه های بیرونی توده نخستین می باشند.

تركیب هسته ای

هنگامیكه دمای مركز پیش ستاره به اندازه كافی زیاد شد، گدازش هسته ای آغاز می شود. گدازش هسته ای تركیب دو هسته اتمی و تشكیل یك هسته بزرگتر است.
یك اتم كامل دارای پوسته ای خارجی متشكل از یك یا چند ذره به نام الكترون است كه بار الكتریكی منفی حمل می كند. در درون و مركز اتم، هسته آن وجود دارد كه تقریبا همه جرم اتم را شامل می شود. ساده ترین هسته كه رایجترین شكل عنصر هیدروژن در عالم می باشد، متشكل از یك ذره به نام پروتون است. پروتون بار مثبت الكتریكی حمل می كند. همه هسته های دیگر دارای یك یا چند پروتون و یك یا چند نوترونند. نوترون هیچ بار الكتریكی حمل نمی نماید و یك ذره خنثی است در نتیجه هسته همه اتمها، بار مثبت الكتریكی دارند. البته همه اتمها به تعداد پروتونهای موجود در هسته دارای الكترون می باشند در نتیجه یك اتم كامل، خنثی است.
در هر صورت، تحت دما و فشار بسیار بسیار شدید مركز پیش ستاره، اتمها الكترونهای خود را از دست می دهند. به اتمهای الكترون از دست داده، یون می گویند و به تركیبی از الكترونهای آزاد و یونها، پلاسما می گویند.
گفتیم كه در درون پیش ستاره، اتمها همه الكترونهای خود را از دست می دهند و هسته های لخت با سرعت بسیار زیادی به یكدیگر می رسند. در شرایط عادی، موادی كه دارای بار الكتریكی یكسانند، یكدیگر را دفع می كنند با اینحال اگر دما و فشار در درون پیش ستاره به اندازه كافی زیاد شود، می تواند بر قدرت دفع هسته ها فائق آمده و آنگاه گدازش صورت می گیرد. دانشمندان معمولا از اصطلاح "سوختن " به جای "گدازش " استفاده می كنند اما باید توجه داشت كه گدازش هسته ای، چیزی كاملا متفاوت با اشتعال در معنای عام آن است.

تبدیل جرم به انرژی

وقتی دو هسته اتمی با هم تركیب شوند، مقدار كمی از جرم آنها به انرژی تبدیل می شود؛ بنابراین جرم هسته جدید، از حاصلجمع جرم دو هسته ای كه با هم تركیب شدند كمتر است. آلبرت اینشتین رابطه جرم و انرژی را كشف كرده و آن را در قالب معادله E=mc2 بیان كرد. این معادله بیانگر مقدار انرژی آزاد شده از تركیب ذرات است. E به معنای انرژی، m به معنای مقدار جرم و c سرعت نور است.
سرعت نور برابر است با 299.792 كیلومتر در ثانیه. این مقدار واقعا عدد بزرگی است و چنانچه آنرا در معادله بگذاریم متوجه می شویم كه با گداختن جرم بسیار كمی از ماده، می توان انرژی مهیبی به دست آورد. برای مثال با سوخت هسته ای كامل 1 گرم ماده، 90 تریلیون ژول انرژی به دست می آید. این مقدار انرژی تقریبا برابر است با انرژی آزاد شده در انفجار 20.000 تن TNT. انرژی بمب هسته ای آمریكا كه در سال 1945، در جریان جنگ جهانی دوم ، به هیروشیمای ژاپن اصابت كرد معادل انفجار 12.000 تن TNT بود.

نابودی هسته های سبك

در مركز پیش ستاره، هنگامیكه دما به 1 میلیون K می رسد، گدازش هسته آغاز می شود. شروع این گدازش باعث تغییر و از میان رفتن هسته های سبك می شود. از جمله هسته لیتیوم 7، كه شامل سه پروتون و چهار نوترون است. در فرایندی كه این هسته شركت دارد، یك هسته هیدروژن با آن تركیب شده و هسته لیتیوم 7 را به دو قسمت تقسیم می كند. هر قسمت شامل یك هسته هلیوم 4 (دو پروتون و دو نوترون) است. به هسته هلیوم 4، ذره آلفا نیز گفته می شود.

گدازش هیدروژن

پس از نابودی هسته های سبك، پیش ستاره همچنان به انقباض خود ادامه می دهد. در نهایت، دمای هسته به حدود 10 میلیون K می رسد و در این هنگام سوختن هیدروژن آغاز می شود. با شروع گدازش هیدروژن، پیش ستاره به یك ستاره تبدیل می گردد.
در گدازش هیدروژن، چهار هسته هیدروژن با هم تركیب شده و یك هسته هلیوم 4 را به وجود می آورند. دو شكل كلی برای انجام این عمل وجود دارد. 1) واكنش پروتون-پروتون (P-P). 2) چرخه كربن-نیتروژن-اكسیژن (CNO).
واكنش P-P می تواند به چندین روش شامل چهار مرحله زیر رخ دهد:
1- تركیب دو پروتون. در این مرحله دو پروتون با هم برخورد می كنند و سپس یكی از پروتونها با آزاد كردن پوزیترون بار مثبت خود را از دست می دهد. این پروتون علاوه بر پوزیترون یك ذره خنثی به نام نوترینو نیز آزاد می نماید.
پوزیترون ضد ماده الكترون است. جرم آن دقیقا برابر با جرم الكترون می باشد اما بر خلاف الكترون دارای بار مثبت است. با آزاد شدن پوزیترون، پروتون به نوترون تبدیل می شود. در نتیجه هسته جدید حاوی یك پروتون و یك نوترون است. نام این تركیب دوترون می باشد.
2- پوزیترون آزاد شده ممكن است با یك الكترون برخورد كند. با برخورد ماده و ضد ماده، هر دوی آنها از بین می روند و تنها چیزی كه باقی می ماند دو پرتوی گاما است.
3- دوترون حاصل شده با یك پروتون دیگر تبدیل می شود و هسته هلیوم 3 شكل می گیرد. بر اثر این تركیب نیز پرتوی گاما ایجاد می شود.
4- هسته هلیوم 3 با هسته هلیوم 3 دیگری تركیب شده و علاوه بر تشكیل یك هسته هلیوم 4 دو پروتون نیز آزاد می شوند.
در چرخه CNO هسته كربن 12 شركت دارد. این هسته شامل 6 پروتون و 6 نوترون است. در حین چرخه، این هسته به نیتروژن 15 (7 پروتون و 8 نوترون) و اكسیژن 15 (8 پروتون و 7 نوترون) تبدیل می شود. و در آخر چرخه این دو هسته بار دیگر به هسته كربن 12 تبدیل می گردند.

گدازش دیگر عناصر

هلیوم 4 می تواند در فرایند گدازش به كربن 12 تبدیل شود، البته به این منظور دمای مركز باید تا حدود 100 میلیون K افزایش پیدا كرده باشد. این دمای بالا ضروریست چرا كه هسته هلیوم به انرژی زیادی برای فائق آمدن بر انرژی دافعه ذرات همبار نیازمند است. هسته هلیوم دارای دو پروتون است بنابراین میزان انرژی دافعه در آن چهار برابر انرژی دافعه بین دو پروتون است.
سوخت هلیوم به سوخت سه-آلفا مشهور است چراكه این هسته با سه ذره آلفا تركیب می شود و یك هسته كربن را ایجاد می نماید. سوخت هلیوم همچنین هسته اكسیژن 16 (8 پروتون و 8 نوترون) و نئون 20 (10 پروتون و 10 نوترون) تولید می كند.
در دمای مركزی حدودا 600 میلیون K، كربن 12 می تواند سودیوم 23 (11 پروتون و 12 نوترون)، منیزیوم 24 (12 پروتون . 12 نوترون) و تعداد بیشتری نئون 20 تولید نماید. البته ستارگان زیادی نمی توانند به این دمای مركزی برسند.
با تولید شدن عناصر سنگین و سنگینتر در روند گدازش هسته ای، دمای لازم برای فعل و انفعالات بیشتر، افزایش می یابد. در دمایی معادل 1 بیلیون K، اكسیژن 16 می توان سیلیكون 28 (14 پروتون و 14 نوترون)، فسفر 31 (15 پروتون و 16 نوترون) و سولفور 32 (16 پروتون و 16 نوترون) تولید نماید.
گدازش می تواند تا زمانیكه جرم هسته جدید از حاصلجمع جرم دو هسته تركیب شده با هم كمتر است، انرژی تولید نماید. این روند تولید انرژی ادامه دارد تا زمانیكه هسته آهن 56 (26 پروتون و 30 نوترون) شروع به تركیب شدن با هسته های دیگر می نماید. وقتی این اتفاق روی می دهد جرم هسته جدید از جرم دو هسته تركیب شده اندكی بیشتر است. بنابراین این فرایند به جای تولید انرژی، مصرف انرژی دارد.

تكامل ستارگان

چرخه زندگی ستارگان سه الگوی كلی را دنبال می كند كه به جرم آنها وابستگی دارد. 1) ستارگان پر جرم، كه جرمشان از 8 برابر جرم خورشید بیشتر است. 2) ستارگان با جرم متوسط، كه جرمشان از 5/0 تا 8 برابر جرم خورشید است. خود خورشید نیز در این دسته از ستارگان جای دارد.3) ستارگان با جرم كم، كه جرمشان بین 1/0تا 5/0 جرم خورشید می باشد. اجرامی كه جرم آنها از 1/0 جرم خورشید كمتر است هرگز به دمای مركزی لازم برای شروع سوخت هیدروژن نمی رسند.
چرخه زندگی ستارگان منفرد از چرخه زندگی ستارگان دوتایی آسانتر است بنابراین نخست با چرخه زندگی ستارگان منفرد آغاز می كنیم. ضمنا از آنجائیكه اطلاعات ستاره شناسان درباره خورشید از هر ستاره دیگری بیشتر است لذا بحث چرخه ستارگان، از ستارگان با جرم متوسط آغاز می شود.

ستارگان با جرم متوسط

ابری كه در نهایت یك ستاره با جرم متوسط را تولید می كند، حدودا 100.000 سال به انقباض ادامه می دهد تا اینكه پیش ستاره را به وجود آورد. دمای سطح چنین پیش ستاره ای حدود 4000K می باشد. درخشش آن ممكن است تنها چند برابر خورشید و یا چند هزار برابر خورشید باشد. این بستگی به جرم دارد.
ستاره تا میلیونها سال به انقباض خود ادامه می دهد. این انقباض ادامه خواهد داشت تا زمانیكه نیروی انرژیهای تولید شده در مركز ستاره با نیروی گرانشی كه باعث انقباض آن می گردد، به تعادل برسد. در این زمان، گدازش هیدروژنی در مركز ستاره، همه انرژی آن را تولید می كند و ستاره وارد طولانی ترین دوره عمر خود كه به آن رشته اصلی می گوییم، می شود.
هر ستاره ای، صرفنظر از جرم آن، كه همه انرژی خود را از طریق گدازش هیدروژن در مركز خود ایجاد كند، یك ستاره در رشته اصلی به حساب می آید.
مدت زمانیكه ستاره در این مرحله باقی می ماند به جرم آن بستگی دارد. ستارگان با جرم بیشتر، هیدروژن خود را با سرعت بیشتری می سوزانند در نتیجه زمان كمتری در این مرحله باقی می مانند. یك ستاره با جرم متوسط می تواند بیلیونها سال در این رشته باشد.

مرحله غول سرخ

وقتی همه هیدروژن موجود در هسته یك ستاره با جرم متوسط به هلیوم تبدیل شد، ستاره به سرعت دستخوش تغییر می شود. به دلیل اینكه دیگر انرژی ناشی از گدازش در هسته ستاره تولید نمی شود، گرانش بار دیگر دست به كار شده و منجر به انقباض شدید ستاره می گردد. به دلیل این انقباض سریع، دما به شدت در مركز و مناطق اطراف آن بالا می رود. با بالا رفتن دما، هیدروژن موجود در پوسته اطراف مركز شروع به سوختن می كند. انرژی حاصل شده از این گدازش حتی از انرژی كه قبلا در مركز تولید می شد نیز بیشتر است. این انرژی مازاد، لایه های بیرونی ستاره را به شدت به بیرون هل می دهد در نتیجه ستاره تا حد بسیار زیادی بزرگ می شود.
با بزرگ شدن اندازه ستاره، لایه های بیرونی آن سرد می شوند، در نتیجه رنگ ستاره سرخ می گردد. از طرفی با بزرگتر شدن سطح ستاره، درخشش آن نیز بیشتر می شود. در این مرحله ستاره به یك غول سرخ تبدیل شده است.

مرحله شاخه افقی

در نهایت، دمای مركز تا حد 100 میلیون K می رسد یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه - آلفا.
با ادامه این فرایند، هسته ستاره بزرگتر می شود اما دمای آن كاهش می یابد. با كاهش این دما، از دمای لازم برای سوخت هیدروژن موجود در پوسته اطراف هسته نیز كاسته می شود. به دنبال آن، انرژی منتشر شده از این لایه نیز كم می شود و لایه های خارجی ستاره شروع به انقباض می نمایند. ستاره داغتر، كوچكتر و كم نورتر از زمانی می شود كه یك غول سرخ بود. این تغییرات در یك دوره زمانی حدودا 100 میلیون ساله رخ می دهند.
در پایان این دوره، ستاره در مرحله شاخه افقی قرار می گیرد. این مرحله به دلیل خط نمایشگر وضعیت ستاره در نمودار H-R شاخه افقی نامیده می شود. ستاره به طور مداوم و پایدار هلیوم و هیدروژن می سوزاند بنابراین تغییر شایان ذكری در دما، ابعاد و درخشش آن روی نمی دهد. این مرحله تقریبا تا 10 میلیون سال به طول می انجامد.

مرحله غول جانبی

هنگامیكه سوخت هلیوم موجود در هسته به اتمام رسید، هسته منقبض و در نتیجه داغتر می شود. فرایند سه -آلفا اینبار در پوسته اطراف هسته آغاز می گردد و گدازش هیدروژن در لایه های بعدی آن صورت می گیرد. با افزایش آهنگ تولید انرژی در پوسته ها، لایه های بیرونی ستاره منبسط می شوند. ستاره بار دیگر به یك غول تبدیل می گردد اما اینبار آبی تر و درخشانتر از بار پیش.
هسته یك غول جانبی بسیار داغ و نیروی گرانش بر لایه های خارجی ضعیف می باشد. در نتیجه لایه های بیرونی در قالب باد ستاره ای از ستاره جدا می شوند. با جدا شدن هر لایه از ستاره، نوبت به لایه داغتری می رسد. در نتیجه باد ستاره ای مرتب قویتر می شود. جریانات جدیدتر و سریعتر بادهای برخاسته از سطح ستاره، با بادهای قبلی كه هنوز در فضای اطراف ستاره پرسه می زنند، برخورد می كنند. در نتیجه این برخورد، یك پوسته متراكم گاز به وجود می آید كه برخی از آنها با سرد شدن به غبار تبدیل می شوند.

مرحله كوتوله سفید

ظرف چند هزار سال، غول جانبی بخار می شود. و گدازش در هسته متوقف می گردد. هسته مركزی باعث روشن شدن پوسته های گازی اطراف خود می شود. با تلسكوپهای اولیه و بدوی كه ستاره شناسان در سالهای 1800 برای رصد استفاده می كردند، این پوسته ها شبیه به سیارات به نظر می رسیدند به همین دلیل آنها این پوسته ها را ابر سیاره ای نامیدند. هنوز هم ستاره شناسان از همین عنوان قدیمی استفاده می كنند.

یك ابر سیاره ای با بافت ظاهری غیر معمول كه دلیل بروز آن نامشخص است. این عكس توسط تلسكوپ هابل تهیه شده است.
عكس از ناسا
پس از محو شدن ابر سیاره ای، هسته باقیمانده به نام كوتوله سفید شناخته می شود. این نوع از ستارگان بیشتر حاوی كربن و اكسیژنند و دمای اولیه آنها حدود 100.000 K می باشد.

مرحله كوتوله سیاه

از آنجائیكه كوتوله های سفید سوختی برای گدازش ندارند، با گذشت بیلیونها سال پیوسته سردتر می شوند و در نهایت به یك كوتوله سیاه، جرمی بسیار كدر، تبدیل می گردند. كوتوله سیاه نماد پایان چرخه زندگی یك ستاره با جرم متوسط است.
ستارگان با جرم زیاد، آنهاییكه جرمی بیش از 8 برابر جرم خورشید دارند، به سرعت شكل می گیرند و زندگی كوتاهی دارند. یك ستاره پر جرم ظرف 10.000 سال تا 100.000 سال از دل یك پیش ستاره شكل می گیرد.
این نوع ستارگان در رشته اصلی بسیار داغ و آبی رنگند. آنها 1000 تا 1 میلیون بار درخشانتر از خورشید می باشند و شعاع آنها تقریبا 10 برابر شعاع خورشید است. تعداد ستارگان پرجرم نسبت به ستارگان با جرم متوسط و ستارگان كم جرم كمتر است. با اینحال به خاطر درخشندگیشان از فواصل بسیار دور نیز قابل رصدند و به همین خاطر تعداد زیادی از آنها شناخته شده اند.
ستارگام با جرم زیاد، بادهای ستاره ای بسیار قوی دارند. یك ستاره با جرم 30 برابر خورشید می تواند 24 برابر جرم خورشید را پیش از آنكه از رشته اصلی خارج شود، به شكل باد منتشر نماید.
وقتی یك ستاره سنگین رشته اصلی را ترك می كند، سوخت هیدروژن در لایه های بیرون هسته آغاز می شود. در نتیجه شعاع این ستاره 100 برابر شعاع خورشید می شود. با اینحال از درخشش آن اندكی كاسته می شود. به دلیل اینكه در این مرحله ستاره تقریبا همان مقدار انرژی قبلی را از سطح بزرگتری منتشر می كند، دمای سطح آن كاهش می یابد. در نتیجه گرایش به سرخ ستاره بیشتر می شود.
با بزرگ شدن ستاره، دمای مركز آن به 100 میلیون K یعنی دمای لازم برای آغاز فرایند سه-آلفا می رسد. پس از تقریبا 1 میلیون سال، سوخت هلیوم در مركز به اتمام رسیده و نوبت به هلیوم موجود در لایه های بیرون هسته و هیدروژن موجود در لایه های بعد از آن می رسد. ستاره سنگین ما تبدیل به یك ابرغول سرخ درخشان می شود.
هنگامیكه انقباض هسته دمای آنرا به حد كافی افزایش می دهد، با سوختن كربن، نئون، سدیوم و منیزیوم تولید می شود. این مرحله تنها برای 10.000 سال ادامه می یابد. پس از آن فرایندهایی متوالی در هسته رخ می دهد. هر فرایند عناصر مختلفی را در بر می گیرد و مدت زمان كوتاهتری به طول می انجامد. وقتی عنصر جدیدی شروع به سوخت می كند، عنصر قبلی سوختن خود را در لایه های بالاتر سر می گیرد. نئون تركیب شده و اكسیژن و منیزیوم تولید می كند. این فرایند حدودا 12 سال طول می كشد. سپس با سوختن اكسیژن، سیلیكون و سولفور تولید می شود. این فرایند حدودا 4 سال طول می كشد. در آخر با سوختن سیلیكون ، آهن تولید می شود. این فرایند تنها حدود 1 هفته دوام دارد.

ابرنو اختر

در این هنگام، شعاع هسته آهنی حدود 3000 كیلومتر است. همانگونه كه گفتیم سوخت آهن به جای تولید انرژی، انرژی مصرف می كند. در نتیجه ستاره به پایان كار خود رسیده است. چون دیگر نمی تواند برای حفظ تعادل گرانش، انرژی تولید كند.
وقتی جرم هسته آهنی به 4/1 برابر جرم خورشید برسد، اتفاقی مهیب رخ می دهد. نیروی گرانش، هسته را متلاشی می كند. در نتیجه دمای هسته تا نزدیك 10 بیلیون K می رسد!. در این دما، هسته آهن شكسته شده و به هسته های سبكتر و در آخر به پروتون و نوترون تبدیل می شود. با ادامه فشار، پروتونها با الكترونها تركیب می شوند و نوترون و نوترینو تولید می كنند. نوترینوها 99 درصد از انرژی ایجاد شده از انفجار هسته را در خود حمل می كنند.
حالا هسته، یك توپ فشرده شده حاوی نوترون است. وقتی شعاع توپ به 10 كیلومتر برسد حالت ارتجاعی پیدا می كند درست مانند یك توپ پلاستیكی كه آنرا فشرده و بعد رها كنیم.
همه این اتفاقها از فشرده شدن هسته تا ارتجاع توپ نوترونی تنها در مدت یك ثانیه روی می دهند. البته هنوز ماجرا ادامه دارد. ارتجاع توپ نوترونی یك موج كره ای شكل به بیرون از ستاره ارسال می كند. بیشتر انرژی حاصل از این موج صرف شروع گدازش و تشكیل عناصر جدید می شود. با رسیدن موج به سطح ستاره، دما تا 200.000K افزایش می یابد. در نتیجه ستاره منفجر شده و موادی را در فضا با سرعت 15.000 تا 40.000 كیلومتر در ثانیه رها می كند. نام این انفجار مهیب ابر نواختر نوع دو است.
ابر نواخترها فضا را آكنده از گاز و غباری می كنند كه ستارگان دیگر از دل آن پا به عرصه گیتی می نهند. این غنی سازی فضا، از نخستین ابر نواختر در بیلیونها سال پیش تا به اكنون ادامه دارد. ابر نواخترهای ستارگان نسل اول، عرصه را برای ستارگان نسلهای بعد مهیا كرده اند.
احتمالا ستارگان دارای سه نسلند. ستاره شناسان تا كنون جرمی پیدا نكرده اند كه متعلق به قدیمی ترین نسل ستارگان یعنی جمعیت سه ستارگان باشد. اما اعضای دو نسل جدیدتر را یافته اند. ستارگان جمعیت دو كه دومین نسل از ستارگانند حاوی مقدار نسبتا كمی از عناصر سنگینند. ستارگان سنگینتر این نسل، به سرعت از بین رفته اند بنابراین هسته های بیشتری از عناصر سنگین وارد فضا شده اند. به همین علت جمعیت یك ستارگان كه جدیدترین نسل می باشند، حاوی مقادیر بیشتری از عناصر سنگین هستند. البته مقدار عناصر سنگین در این نسل همچنان نسبت به هیدروژن و هلیوم موجود، بسیار ناچیز است. برای مثال، مقدار عناصر غیر از هلیوم و هیدروژن در خورشید كه جزء ستارگان جمعیت یك می باشد، تنها 1 تا 2 درصد است.

ستارگان نوترونی

پس از اینكه یك انفجار ابر نواختر نوع دو رخ داد، قسمتی از هسته ستاره ای باقی می ماند. اگر جرم هسته باقیمانده كمتر از سه برابر جرم خورشید باشد تبدیل به یك ستاره نوترونی می شود. این ستاره حداقل جرمی معادل 4/1 جرم خورشید را در كره ای كه شعاع آن حدودا 10 تا 15 كیلومتر است نگاه می دارد.
دمای اولیه ستارگان نوترونی 10 میلیون K است اما به دلیل كوچك بودن تشخیص آنها بسیار دشوار است. با اینحال ستاره شناسان پالسهای رادیویی این ستارگان را تشخیص می دهند. گاهی از این ستاره ها 1000 پالس در ثانیه دریافت می شود.
یك ستاره نوترونی معمولا دو موج متوالی رادیویی منتشر می كند. این دو موج در دو مسیر مختلف از ستاره دور می شوند. با چرخش ستاره امواج در فضا مانند نورافكن پخش می شوند. اگر یكی از از این موجها به صورت متناوب به زمین برسد، تلسكوپهای رادیویی یك سری پالس را تشخیص می دهند. این تلسكوپها به ازای هر دور گردش ستاره یك پالس دریافت می كنند. ستاره ای كه به این روش شناسایی می گردد، تپ اختر نامیده می شود.

سیاهچاله ها

اگر هسته باقیمانده از یك ابر نواختر جرمی بیش از 3 برابر جرم خورشید داشته باشد، هیچ نیروی شناخته شده ای نمی تواند در مقابل گرانش آن مقاومت كند. هسته آنقدر فشرده می شود كه یك سیاهچاله به وجود می آید. منطقه ای در فضا با چنان گرانشی كه هیچ چیز نمی تواند از نیروی آن بگریزد. سیاهچاله ها نامرئیند زیرا حتی نور نیز به دام آنها می افتد. همه مواد یك سیاهچاله در نقطه ای در مركز آن جمع می شود. این نقطه تكینگی نام دارد و اندازه آن از ابعاد هسته یك اتم نیز كوچكتر است.
ستارگانی كه جرم آنها كم است یعنی از 0/1 تا 0/5برابر جرم خورشید، دمای سطحی معادل تقریبا 4000K دارند. درخشش آنها كمتر از 2 درصد خورشید است. این ستارگان هیدروژن درون خود را به آهستگی می سوزانند. آنها می توانند برای مدت 100 بیلیون تا 1 تریلیون سال در رشته اصلی باقی بمانند. این مدت حتی از عمر جهان كه بین 10 تا 20 بیلیون سال تخمین زده می شود نیز بیشتر است، بنابراین هیچ ستاره ای در این گروه تا بحال نمرده است. ستاره شناسان تابحال ندیده اند كه ستاره ای از این گروه عنصری به غیر از هیدروژن را در گدازش به كار گیرد. بنابراین اگر هم یكی از اعضای این گروه بمیرد، وارد مرحله غول سرخ نخواهد شد. در عوض آنها به طور تدریجی سرد می شوند تا اینكه به یك كوتوله سفید و سپس سیاه تبدیل گردند.
ستارگان دوتایی از دو پیش ستاره كه بسیار نزدیك یكدیگرند، تشكیل می شوند. بیش از 50 درصد از ستارگانی كه با چشم غیر مسلح، منفرد دیده می شوند در واقع دوتایی هستند.
یك ستاره در یك سیستم دوتایی چنانچه به اندازه كافی به جفت خود نزدیك باشد، می تواند بر زندگی آن تاثیر گذار باشد. بین این دو ستاره منطقه ای وجود دارد كه به یاد ریاضیدان فرانسوی، جوزف لوییز لاگرنج (Joseph Louis Lagrange)، نقطه لاگرنج نامیده می شود. در این منقطه نیروهای گرانشی دقیقا برابرند. اگر یكی از دو ستاره بزرگ شود و لایه های آن از این نقطه بگذرد، ستاره دیگر شروع به كشیدن آن لایه ها به سطح خود می كند.

این فرایند كه انتقال جرم نام دارد به چندین روش صورت می گیرد. اگر انتقال جرم از یك غول سرخ به ستاره همدمش كه در رشته اصلی می باشد صورت گیرد، عناصری نظیر كربن و یا عناصر سنگینتر در طیف ستاره رشته اصلی نمایان می گردد. چنانچه این دو ستاره به اندازه كافی به هم نزدیك باشند، پس از تبدیل شدن غول سرخ به یك كوتوله سفید، جریان مواد برعكس می شود و مواد به سمت كوتوله سفید بر می گردند. این مواد یك دیسك داغ را اطراف كوتوله سفید تشكیل می دهند. این دیسك در نور مرئی و فرابنفش می درخشد.
اگر ستاره غول به جای كوتوله سفید، ستاره نوترونی یا سیاهچاله شود، ممكن است یك دوتایی ایكس ری شكل گیرد. در این حالت، ماده ای كه از ستاره رشته اصلی منتقل می گردد، بسیار داغ می شود. هنگامیكه این ماده با سطح ستاره نوترونی برخورد می كند و یا به درون سیاهچاله كشیده می شود، اشعه ایكس ری منتشر می شود.
در حالت سوم، غول سرخ تبدیل به كوتوله سفید می شود و ستاره رشته اصلی تبدیل به غول سرخ می شود. وقتی گاز كافی از غول سرخ در سطح كوتوله سفید اندوخته شد، هسته اتمهای گاز به صورت درخشانی دچار گدازش می شود به این حالت نواختر می گویند. در برخی شرایط، به حدی گاز در كوتوله سفید جمع می شود كه این ستاره فشرده و متلاشی می شود. تقریبا به طور ناگهانی كربن می سوزد و كل كوتوله سفید دچار انفجار ابر نواختر نوع یك می گردد. این نوع انفجار بسیار نورانیست به حدی كه نور آن می تواند كل یك كهكشان را برای ماهها تحت الشعاع قرار دهد.